Космическое рентгеновское и гамма-излучение

Вид материала

Документы

Содержание 9. Метагалактический диффузный фон. 10. КОСМИЧЕСКИЕ ГАММА-ВСПЛЕСКИ 10.1. Морфологические и статистические характеристики Batse cgro Batse cgro

Подобный материал:

• Лекция. Рентгеновское излучение, 56.73kb.
• Прослушивание цикла лекций; проведение лабораторных занятий по интерпретации результатов, 23.31kb.
• Жесткое рентгеновское излучение на больших угловых масштабах фоновое излучение Галактики, 494.19kb.
• Обеспечение радиационной безопасности населения, 185.1kb.
• «Радиация-друг или враг», 631.83kb.
• Исследование cnd- вещества, методом отражения рентгеновского и гамма – излучения, 75.73kb.
• Информация воз для населения о воздействии ионизирующего излучения Ионизирующее излучение, 91.79kb.
• Асе элементы Ряда урана радиоактивны. Это означает, что они излучают какой-ибо вид, 4883.98kb.
• Моу сош №37 История Советского и зарубежного ядерного проекта, 525.22kb.
• I. на берегах космического океана глава, 5471.74kb.

9. Метагалактический диффузный фон.

Метагалактическое диффузное излучение характеризуется полной изотропией. Поскольку Вселенная прозрачна для гамма-квантов с энергиями вплоть до 10¹⁴ эВ (гамма-кванты больших энергий могут поглощаться за счет - рассеяния на реликтовых фотонах с образованием электрон-позитронных пар), можно предположить, что метагалактическое излучение связано с объектами и процессами, находящимися на очень далеких, космологических расстояниях. Спектр метагалактического диффузного излучения в широком интервале энергий изображен на рис. 8. В диапазоне от долей кэВ до нескольких сотен кэВ он имеет тепловой характер - может быть аппроксимирован зависимостью (2) с параметром kT = 40 кэВ. Как видно из рис. 8 в диапазоне от сотен кэВ до 10 МэВ имеется довольно значительный разброс данных различных экспериментов, пока нельзя сделать окончательного вывода о форме спектра в этом интервале энергий. При энергиях свыше 30 МэВ согласно измерениям, поведенным с помощью прибора EGRET на обсерватории CGRO, спектр имеет нетепловой вид и может быть представлен степенной зависимостью с показателем степени  = -2.1. При этом интегральная интенсивность метагалактического диффузного излучения при энергиях выше 100 МэВ составляет 1.2410^-5 фотсм^-1с^-1ср^-1.

Существует две группы моделей, пытающихся объяснить происхождение метагалактического фонового излучения. В некоторых моделях оно рассматривается как истинно диффузное и его происхождение связывают с процессами на ранних стадиях эволюции Вселенной. В частности, во многих космологических сценариях предполагается барионная симметрия, т.е. примерное равенство числа частиц и античастиц, образовавшихся после “Большого взрыва”. В этом случае диффузное гамма-излучение может возникнуть в результате аннигиляции первичных частиц и античастиц. Рассматриваются и более экзотические модели, в которых образование диффузного гамма-излучения связывают, например, с испарением реликтовых черных дыр, коллапсом сверхмассивных черных дыр, находящихся на космологических расстояниях, характеризуемых z  100, распадом гипотетических частиц и т.п.



Рисунок 8. Широкий спектр диффузного внегалактического излучения от рентгеновского до гамма-диапазона по данным различных экспериментов (указаны на рисунке). Кривые линии представляют теоретические оценки вкладов: Сейфертоввых галактик I типа (штрих-пунктирная линия), II типа (пунктир), квазаров (линия три точки-пунктир), сверхновых I типа, блазаров (длинный пунктир) для степенного спектра с показателем -1.7 при энергиях ниже 4 МэВ и –2.15 при более высоких энергиях. Жирная сплошная линия соответствует сумме всех вкладов (Pohl, 2001)

Однако ни одна из этих моделей не позволяет получить спектр гамма-квантов, адекватно отражающий наблюдательные данные. Поэтому большинство исследователей склоняются в пользу альтернативной модели, в рамках которой метагалактический диффузный гамма-фон рассматривается как совокупное излучение большого числа неразрешенных дискретных источников, находящихся на больших расстояниях. Основной вклад в фоновое излучение могут давать активные галактические ядра типа блазаров, которые, как было отмечено выше, характеризуются жесткими спектрами излучения, причем измерения с помощью прибора EGRET показали, что типичный спектр такого объекта в области энергий выше 30 МэВ имеет наклон, близкий к 2.1, т.е. наклону спектра метагалактического диффузного фона. В то же время, чтобы корректно получить средний спектр по всем источникам, которые могут находиться на расстояниях, характеризуемых разными значениями космологического параметра z, необходимо учесть возможную эволюцию светимости. Наблюдения в гамма-диапазоне пока не дают достаточной информации для того, чтобы сделать определенные выводы о виде функции, характеризующей эволюцию светимости. Суммарный спектр излучения активных галактических ядер, построенный с учетом эволюции светимости, определенной на основе данных наблюдений квазаров в радиодиапазоне, а также с учетом того, что для объектов, находящихся на расстояниях z > 5, Вселенная становится непрозрачной для гамма-излучения из-за эффекта фоторождения электрон-позитронных пар на реликтовых фотонах, дает интенсивность метагалактического гамма-излучения во всем диапазоне энергий меньше наблюдаемой. Таким образом, можно сделать вывод, что до сих пор природа метагалактического диффузного излучения остается неизвестной.

10. КОСМИЧЕСКИЕ ГАММА-ВСПЛЕСКИ

10.1. Морфологические и статистические характеристики

Гамма-всплески были открыты в конце шестидесятых годов в экспериментах на спутниках Vela (Кlebesadel et al., 1973), предназначенных для контроля за ядерными взрывами в верхней атмосфере. Гамма-всплески проявляются как спорадические (при наблюдении всего неба с частотой в среднем 2 события в сутки) возрастания потока жесткого рентгеновского и гамма-излучения. Поскольку в ходе наблюдений на спутниках Vela измерения велись именно в гамма-диапазоне (0.1-1.0 МэВ), за этим явлением закрепился термин «гамма-всплески». В последующие годы гамма-всплески интенсивно изучались на различных космических аппаратах, в том числе ISEE-3, IMP, Gelios-2, PVO, WIND, CGRO, Beppo SAX, а также на отечественных спутниках серий «Космос», «Прогноз», межпланетных станциях «Венера», «Фобос», космической обсерватории «Гранат». В ходе этих экспериментов о гамма-всплесках был накоплен обширный наблюдательный материал. Тем не менее, вплоть до последнего времени гамма-всплески оставались одним из самых загадочных явлений современной астрофизики.

Гамма-всплески отличаются большим разнообразием временных структур. Их длительность лежит в интервале от сотых долей секунды до десятков секунд (Fishman et al., 1994). Более продолжительные всплески могут иметь довольно сложную структуру – состоять из последовательности отдельных импульсов, которые в свою очередь также имеют структуру (Mazets et al., 1981). Для некоторых гамма-всплесков была обнаружена очень быстрая переменность: характерное время изменения потока достигало сотен (Митрофанов и др., 1984) и даже десятков миллисекунд (Atteia et al., 1991).

Спектры гамма-всплесков имеют падающий характер (Cline and Desai, 1975; Kane and Share, 1977; Тeegarden and Cline, 1980). В диапазоне энергий от десятков до сотен кэВ дифференциальные энергетические спектры большинства гамма-всплесков могут быть аппроксимированы двухпараметрической аналитической зависимостью типа спектра теплового излучения оптически тонкой горячей плазмы (2) (Мазец и др., 1983). Для аппроксимации спектров космических гамма-всплесков в широком диапазоне энергий (от десятков кэВ до нескольких МэВ) часто используют универсальную комбинацию экспоненциальной и степенной функций (модель Band et al., 1993):

. (10)

Типичные значения спектрального параметра kT лежат в диапазоне 100-300 кэВ. Для многих гамма-всплесков отмечалась быстрая спектральная переменность – значения параметра kT изменялись по мере развития всплеска в несколько раз. Было зарегистрировано несколько всплесков, во время которых наблюдалось достаточно интенсивное рентгеновское излучение в диапазоне энергий 3-10 кэВ (Laros et al., 1984). Были также обнаружены всплески, в спектре излучения которых прослеживался нетепловой компонент, который простирался вплоть до энергий 9 МэВ (Мatz et al., 1985). В ходе наблюдений на космической обсерватории CGRO были зарегистрированы очень жесткие гамма-всплески, спектры которых прослеживались до энергий 200 МэВ и более (Schneid et al., 1992).

Наряду с морфологическими характеристиками отдельных событий рассматриваются статистические распределения гамма-всплесков: по длительности, по парамеру, характеризующему спектральную жесткость, распределения источников по небу, распределения по наблюдаемым потокам или флюенсам (logN - logS). К концу 80-х годов наилучшие результаты по статистике гамма-всплесков были получены в экспериментах с аппаратурой типа КОНУС на АМС «Венера 11-14» (Mazets and Golenetskii, 1981) (впоследствии аппаратура этого типа работала также на космической обсерватории «Гранат» и в настоящее время работает на станции WIND.

На сегодняшний день наиболее богатая статистика по космическим гамма-всплскам накоплена в эксперименте на космической обсерватории CGRO, которая была запущена на орбиту в 1991 г. и функционировала до 2000 г. В составе научной аппаратуры на этой обсерватории работал прибор BATSE (Burst ant Transient Experiment), специально предназначенный для изучения гамма-всплесков. В этом эксперименте все небо обозревалось системой ненаправленных сцинтилляционных детекторов с разнесенными в пространстве осями. Поскольку темп счета в каждом детекторе зависит от угла прихода регистрируемых фотонов относительно оси детектора, локализация источников всплесков осуществлялась путем сравнения показаний разных детекторов (для наиболее сильных всплесков при этом достигалась погрешность локализации источника 1.5^о). Главной особенностью данного эксперимента было использование детекторов большой площади (всего 8 детекторов, каждый площадью 10³ см²). Эффективная площадь всего прибора составила 10⁴ см², что обеспечило очень высокую чувствительность к регистрации всплесков (порог по флюенсам составил  10^-7 эрг/см²). Также как и в случае эксперимента КОНУС в аппаратуре BATSE был заложен триггерный принцип регистрации всплеска. Но для того, чтобы максимально избежать временной селекции осуществлялся одновременный отбор событий в энергетическом диапазоне 50-300 кэВ на разных временных масштабах усреднения: 0.064, 1.024 и 32.768 с. За время работы прибора был собран уникальный материал по статистике гамма-всплесков (Fishman et al., 1994): всего было зарегистрировано более 2265 событий (наиболее полно представлены в 5-м каталоге BATSE), включая нетриггерные события, которые составляют 33% от количества «триггерных» гамма-всплесков (Kommers et al., 2000).




Рисунок 9. Интегральное распределение нетриггерных всплесков, зарегистрированных в эксперименте BATSE по пиковым интенсивностям (жирная сплошная линия). Другие линии показывают результаты расчетов в рамках различных космологических моделей (Kommers et al., 2000)

Согласно Kommers et al., 2000 распределения по наблюдаемым пиковым интенсивностям p, построенные по результатам эксперимента BATSE, противоречат однородному пространственному распределению источников с одинаковой светимостью. Эти распределения указывают на то, что имеет место дефицит слабых событий по сравнению с зависимостью p^-3/2, которая должна выполняться для пространственно-однородных популяций (см. рис. 9).



Рисунок 10. Распределение источников гамма-всплесков в галактических координатах (Meegan et al., 1992)

Основной итог эксперимента с аппаратурой BATSE заключается в том, что и на новом, более высоком уровне чувствительности, не было найдено никаких указаний на концентрацию источников гамма-всплесков к галактической плоскости и центру Галактики, вообще не было обнаружено никаких свидетельств тому, что источники гамма-всплесков образуют какие-либо крупномасштабные структуры на небе. Не выявляется также каких либо структур, связанных с известными ассоциациями астрофизических объектов типа соседних звездных скоплений, шаровых скоплений, Магеллановых облаков, галактики M31 (туманность Андромеды), местного свехскопления (Дева А) и т.п. (Мeegan et al., 1992). Таким образом, фактически был подтвержден результат эксперимента КОНУС, заключающийся в том, что источники гамма-всплесков распределены по небу изотропно. Полученное в эксперименте BATSE распределение источников гамма-всплесов по небу изображено на рис. 10.

Совокупность статистических характеристик космических гамма-всплесков, определяющих пространственное и угловое распределения их источников, свидетельствует о том, что популяция гамма-всплесков ограничена в пространстве, если предполагать приблизительно одинаковую светимость в источнике (“стандартная свеча”), что естественно для большинства астрофизических объектов. Единственные известные объекты, популяции которых ограничены в пространстве, – это объекты, принадлежащие нашей Галактике, однако, как было отмечено выше, не имеется каких-либо свидетельств в пользу того, что источники гамма-всплесков концентрируются к плоскости галактического экватора и центру Галактики. Таким образом, указанные наблюдательные данные можно согласовать, либо предположив наличие в нашей Галактики особой сферической популяции объектов (галактическое гало), либо допустив, что ограниченность популяции источников гамма-всплесков в пространстве связана с ограниченностью самой Вселенной, т.е. в этом случае источники гамма-всплесков должны находиться на очень далеких, т.н. космологических расстояниях. Анализ только углового и пространственного распределений источников, вообще говоря, не позволяет сделать однозначного вывода в пользу космологической модели или модели галактического гало. Однако в ходе эксперимента BATSE CGRO были получены дополнительные свидетельства в пользу именно космологической природы гамма-всплесков, основанные на анализе их временных характеристик. Если справедливо предположение о том, что гамма-всплески имеют космологическую природу, временные характеристики ярких и тусклых событий не должны быть одинаковыми. Действительно, за счет эффектов, приводящих к космологическому красному смещению линий z в спектрах удаленных объектов, характерная длительность процесса в источнике T₀ и длительность наблюдаемая T_набл будут связаны соотношением:

T_набл = T₀(z+1) (11)

Тогда из (11) следует очевидное соотношение для длительностей, относящихся к ярким и тусклым событиям:

(12)

где z_ярк, z_тускл – соответственно красное смещение объектов, связанных с яркими и тусклыми всплесками. Так как яркие всплески относятся к более близким объектам, характеризуемым меньшими значениями z, из (12) следует, что должно иметь место как бы растяжение (dilatation) среднего временного профиля тусклых событий относительно среднего временного профиля ярких, что и было подтверждено данными эксперимента BATSE CGRO.